WR 102ea
| WR 102ea | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Skytten |
| Rektascension | 17t 46m 15,12s[1] |
| Deklination | -28° 49′ 36,9″[1] |
| Skenbar magnitud () | 8,8[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | WN9h[3] |
| Variabeltyp | Wolf–Rayet-stjärna |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +116[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,59[1] mas/år Dek.: -1,21[1] mas/år |
| Avstånd | ca 26 000[3] lå (ca 8 000[3] pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 58[5] M☉ |
| Radie | 86[3] R☉ |
| Luminositet | 2 500 000[3] L☉ |
| Temperatur | 25 100[3] K |
| Ålder | ca 4[5] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| WR 102ea, MGM 5-10, [HSB2012b] 5, GMM 10, qF 241, [LFG99] QR5, LHO 71, [DWC2011] 6, [NWS90] F[6] | |
WR 102ea är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Skytten. Den har en skenbar magnitud av ca 8,8[1] och kräver en kraftig handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på stjärnans position beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 26 000 ljusår (ca 8 000 parsec) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 116 km/s.[4] Den är en Wolf–Rayet-stjärna och den tredje mest lysande stjärnan i stjärnhopen Quintuplet efter WR 102hb. Med en ljusstyrka på 2 500 000 gånger solens är den också en av de mest ljusstarka kända stjärnorna. Trots den höga ljusstyrkan kan den endast observeras på infraröd våglängd på grund av den dämpande effekten på visuellt ljus av mellanliggande stoft.
Egenskaper
WR 102ea är en utvecklad massiv stjärna som har ett emissionslinjespektrum från en stark stjärnvind orsakad av hög ljusstyrka och närvaro av element tyngre än väte i fotosfären. Spektrumet domineras av joniserade helium- och kvävelinjer på grund av konvektions- och rotationsblandning av fusionsprodukter till stjärnans yta. Den är dock fortfarande i en kärnfusionsfas och vätelinjer är också synliga i spektrumet, till skillnad från WN-stjärnor utan väte som är äldre, mindre massiva och mindre lysande. Trots att den är en relativt outvecklad stjärna har WR 102ea redan förlorat över hälften av dess ursprungliga massa.[5]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, WR 102ea, 16 mars 2023.
Noter
- ^ [a b c d e] Dong, H.; Wang, Q. D.; Cotera, A.; Stolovy, S.; Morris, M. R.; Mauerhan, J.; Mills, E. A.; Schneider, G.; Calzetti, D.; Lang, C. (2011). "Hubble Space Telescope Paschen α survey of the Galactic Centre: Data reduction and products". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 417 (1): 114–135. arXiv:1105.1703. Bibcode:2011MNRAS.417..114D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19013.x. S2CID 11060463.
- ^ Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). "The Quintuplet cluster". Astronomy and Astrophysics. 494 (3): 1137. arXiv:0809.5199. Bibcode:2009A&A...494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371. S2CID 260300.
- ^ [a b c d e f] Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M.; Todt, H.; Butler, K. (2010). "The Quintuplet cluster". Astronomy & Astrophysics. 524: A82. arXiv:1011.5796. Bibcode:2010A&A...524A..82L. doi:10.1051/0004-6361/200912612. S2CID 30091594.
- ^ [a b] Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). "The Quintuplet cluster. I. A K-band spectral catalog of stellar sources". Astronomy and Astrophysics. 494 (3): 1137. arXiv:0809.5199. Bibcode:2009A&A...494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371. S2CID 260300.
- ^ [a b c] Liermann, Adriane; Hamann, Wolf-Rainer; Oskinova, Lidia M.; Todt, Helge (2011). "High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster". Société Royale des Sciences de Liège. 80: 160. Bibcode:2011BSRSL..80..160L.
- ^ https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=WR_102ea. Hämtad 2024-06-12.
Externa länkar
- https://www.universeguide.com/star/123022/wr102ae#google_vignette
